Wer ist CHEOPS?

Nicht gemeint ist hier der gleichnamige Pharao (Regierungszeit 2620-2580 v.u.Z) , der die große Pyramide von Gizeh bauen ließ, sondern das europäische Weltraumteleskop CHEOPS, das am 18. Dezember 2019 um 9:54 MEZ mit einer Sojus-Fregat-Rakete in eine Erdumlaufbahn gestartet wurde. CHEOPS steht für Characterizing Exoplanet Satellite – also dem Namen gemäß ein Satellit, der sich mit der Charakterisierung von Exoplaneten beschäftigen soll. Um was für eine Mission handelt es sich hierbei und wie unterscheidet sie sich von bekannten Missionen wie TESS oder Kepler?

Wozu CHEOPS?

CHEOPS ist zunächst einmal keine Exoplaneten-Suchmission. Anders als TESS, die den gesamten Himmel nach nahe gelegenen Exoplaneten absucht, oder Kepler, der während seiner Hauptmission ein zufällig ausgewähltes Feld mit rund 200.000 überwiegend fernen Sternen fest im Blick hatte, wird man mit CHEOPS gezielt Sterne beobachten, bei denen bereits Exoplaneten nachgewiesen wurden.

Es gibt mehrere Methoden zum Aufspüren von Exoplaneten. Die wichtigsten sind:

1. Direkte Beobachtung – diese ist nur in Ausnahmefällen möglich, wenn die Planeten heiß sind und somit im Infraroten selbst leuchten, und wenn sie weit von ihrem Stern entfernt sind, der selbst verdeckt werden muss. 47 Planeten wurden so gefunden (Quelle).
2. Microlensing – wenn ein Stern direkt vor einem weit entfernten Hintergrundstern durchzieht, bewirkt die Masse des Vordergrundsterns eine Bündelung des Lichts des Hintergrundsterns, denn Masse lenkt bekanntlich Lichtstrahlen ab. Der Vordergrundstern wirkt somit wie eine Sammellinse. Da somit mehr Licht zur Erde gelangt, wird der Hintergrundstern heller; dies dauert typischerweise Stunden bis Tage. Wird der Vordergrundstern von einem großen Planeten begleitet, so kann die Aufhellung des Hintergrundsterns von einer schwächeren Nebenaufhellung begleitet sein. Auf diese Weise fand man 86 Planeten.
3. Die Transit-Methode, bei der die geringfügige Verdunklung eines Sterns beobachtet wird, wenn der Planet vor dem Stern vorbeizieht (also einen Transit vor dem Stern vollführt). Mit dieser Methode arbeitete Kepler und heute noch TESS. Auch CHEOPS bedient sich dieser Methode, für die man vordringlich Weltraumteleskope verwendet, um dem atmosphärischen Flimmern der Sterne zu entgehen. Diese Methode erfordert, dass man die Umlaufbahn des Planeten von der Erde aus gesehen genau von der Kante sieht und der Planet innerhalb der Beobachtungszeit wenigstens dreimal vor dem Stern vorbeizieht (damit man zwei volle Umlaufperioden beobachten und als identisch wiedererkennen kann). Die Methode ist also für Planeten geeignet, die den Stern relativ eng umkreisen (kürzere Umlaufzeit, leicht verkippte Bahnneigungen führen noch zu Transits). Sie liefert als Messgröße neben der Umlaufzeit die Größe des Planeten. Man fand mit ihr 3135 Planeten, davon alleine 2347 mit Kepler und es gibt 2420 Kepler-Kandidaten, die noch zu bestätigen sind; TESS hat bisher 37 bestätigte Planeten und 1078 Kandidaten aufgespürt.
4. Die Radialgeschwindigkeitsmethode, bei der das Taumeln eines Sterns durch die Gravitation eines umlaufenden Planeten anhand winziger Verschiebungen der Spektrallinien im Licht des Sterns nachgewiesen wird. Die Methode ist besonders empfindlich für Planeten mit hoher Masse, die ihren Stern eng umkreisen und erkennt auch solche Planeten, deren Bahn gegen die Sichtlinie von der Erde verkippt ist, allerdings wird mit zunehmender Verkippung die Masse unterschätzt, weil der Winkel unbekannt ist und man bei geneigter Umlaufbahn nur einen Teil der radialen Bewegung beobachten kann; bei 90° bewegt sich der Stern gar nicht mehr auf den Beobachter zu bzw. von ihm weg, sondern in der Himmelsebene, was keine Verschiebung der Spektrallinien verursacht, und ein solcher Planet bliebe unerkannt. 782 Planeten wurden mit dieser Methode gefunden.

Einige Methoden zur Aufspürung von Exoplaneten, von oben links: Transit-Methode (Helligkeit des Sterns sinkt beim Transit), Transitzeit-Variation (Transitzeiten ändern sich durch den Gravitationseinfluss eines Planeten, der selbst keinen messbaren Transit durchführt), Radialgeschwindigkeitsmethode (Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt mit dem Planeten verursacht periodische Doppler-Verschiebung des Spektrums), Microlensing (Vordergrundstern bündelt mit seiner Gravitation das Licht eines ferneren Hintergrundsterns wie eine Sammellinse und verursacht einen Helligkeitsanstieg desselben; Planet in der Nähe des Vordergrundsterns verursacht ein Neben-Maximum), Astrometrie (Planet ist so schwer dass sein Stern beim Umlauf um den gemeinsamen Stern am Himmel Schleifenbewegung vollführt) und direkte Abbildung (vorwiegend im Infrarotbereich bei Planeten, die kurz nach ihrer Entstehung noch heiß sind).
Bild: © ESA (mit freundlicher Genehmigung)

Um einen Planeten charakterisieren zu können, wie CHEOPS Name es verspricht, um also etwas detailliertes über seine Natur sagen zu können, braucht man im Allgemeinen mindestens seine Masse und seinen Durchmesser, denn dann kennt man auch seine Dichte und kann mit Hilfe von Modelle abschätzen, ob er eher aus Gasen und Eis mit kleinem Gesteins- und Eisenkern besteht, oder eher massiv mit geringem Anteil flüchtiger Stoffe ist. Gerade im Bereich von Objekten zwischen Neptun- und Erdgröße ist dies wesentlich, denn es gibt Mini-Neptune und Supererden, die beide die gleiche Masse haben, aber verschiedene Dichten haben und somit komplett verschieden sind – auf der einen Seite Planeten vermutlich ohne feste Oberfläche, die von ausgedehnten Gashüllen umgeben sind und auf der anderen Seite solche mit wohl dünner, transparenter Atmosphäre über festem Land oder einem planet-umspannenden Ozean. Solche Planeten, von denen es im Sonnensystem keinen Vertreter gibt, sind Hauptziele der Mission.

Der Fokus von CHEOPS wird auf Exoplaneten liegen, die zwischen Erd- und Neptungröße liegen. Dies schließt “Supererden” (links) ein, kleinere Welten mit fester Oberlfäche (rechts), “Wasserwelten”, die komplett von Ozeanen bedeckt sind (zweiter von rechts) und Mini-Neptune aus überwiegend flüchtigen Stoffen (zweiter von links). Man wird sie jedoch nicht wie in der künstlerischen Darstellung oben direkt abbilden können, sondern anhand ihrer Dichte und Durchmesser unterscheiden können – beide abgeleitet aus dem Licht ihres Muttersterns.
Bild: © ESA (mit freundlicher Genehmigung)

Statt nach neuen Planeten zu suchen, soll CHEOPS vor allem solche Planeten genauer vermessen, deren Masse bereits mit der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmt wurde. Wenn so ein Planet einen Transit durchführt, weiß man, dass seine Umlaufbahn in der Sichtlinie liegt und die gemessene Masse exakt ist.

Aber auch von TESS gefundene Planeten sollen länger und genauer untersucht werden, und es soll nach Transitzeit-Variationen gesucht werden, die auf weitere Planeten im gleichen System oder auf den Planeten umlaufende Monde zurückgehen könnten. Weiterhin soll CHEOPS die Lichtkurven großer Gasplaneten messen, die ihren Stern eng umkreisen (sogenannte heiße Jupiter), um mehr über den Energietransport in ihren Atmosphären zu lernen – CHEOPS wird dazu das kombinierte Licht von Stern und Planet messen, wenn der Planet neben dem Stern steht, im Vergleich zu den Phasen Transit und Bedeckung. Schließlich wird man auch die beobachteten Sterne selbst erforschen und z.B. Sternflecken, Sternoszillationen (Asteroseismologie) oder den Lichtwechsel veränderlicher Sterne untersuchen. 80% der Beobachtungszeit sind vom CHEOPS-Wissenschaftsteam fest verplant (Guaranteed Time Observing oder GTO-Programm) und 20% stehen auf Antrag Gastbeobachtern aus der Wissenschaftsgemeinschaft zur Verfügung (Guest Observers oder GO-Programm).

Ziel der Beobachtungen ist, mehr über die Zusammensetzung von Planeten und damit ihre Entstehung und Entwicklung zu erfahren, womit wir letztlich auch etwas über unser Sonnensystem lernen. Außerdem sollen Kandidaten gefunden werden, deren Atmosphären man mit zukünftigen Großteleskopen wie dem ELT, TMT, GMT oder dem James-Webb-Weltraumteleskop wird spektroskopieren können, um ihre Zusammensetzung zu bestimmen und vielleicht sogar nach Spuren von Leben zu suchen.

Warum gerade CHEOPS?

Der Hauptvorteil gegenüber TESS ist die wesentlich größere Optik des Teleskops, mit der schwächere Sterne mit höherer Empfindlichkeit beobachtet werden können, als die vier kleinen TESS-Optiken es leisten können: während TESS nur mit 10,5-cm-Linsen-Objektiven von 150 mm Brennweite den Himmel in großen Sektoren beobachtet, die ungefähr das komplette Sternbild Orion fassen können, verfügt CHEOPS über ein 33 cm durchmessendes Spiegelteleskop mit 2,68 m effektiver Brennweite. Das Blickfeld ist mit 19×19 Bogenminuten etwa halb so groß wie die Fläche des Vollmonds und damit auch wesentlich kleiner als das 24 Vollmonddurchmesser durchmessende Blickfeld des nicht mehr operativen Kepler-Teleskops, das mit 1 m Durchmesser noch deutlich größer war, dessen Zielsterne allerdings auch viel weiter entfernt und lichtschwächer waren.

CHEOPS ist also für gezielte Beobachtungen naher Sterne ausgelegt, aber anders als das Hubble- oder das kommende James-Webb-Teleskop auf Helligkeitsmessungen spezialisiert und nicht wie diese durch andere Beobachtungsprogramme gebunden. Seine Kamera hat zwar nur 1024×1024 Pixel, also 1 Megapixel (Kepler: 96,4 Mpx, TESS: 4×16 Mpx), von denen sogar nur 200×200 für ein beobachtetes Ziel benötigt werden, kann aber noch Helligkeitsschwankungen von 20 ppm (Teile pro Million) für Sterne 9. Größenklasse bei 6 Stunden Belichtungszeit erkennen, was der Zielempfindlichkeit von Kepler (allerdings für 12. Größe) entspricht, die dieser jedoch nie erreichte (29 ppm wurden im Schnitt erreicht). Zum Vergleich: Neptun würde beim Transit vor der Sonne eine Verdunklung um 1300 ppm verursachen, die Erde 80 ppm und Merkur etwa 12 ppm. Dabei werden die Sterne nicht punktförmig abgebildet, sondern ihr Licht wird unscharf auf eine Fläche von 765 Pixel verteilt (ein Kreis von 31 Pixeln Durchmesser), so dass viele Pixel zur Messung beitragen und sich Unterschiede in der Empfindlichkeit ausmitteln, was die Messgenauigkeit erhöht. Der CCD-Sensor ist zwischen 1100 und 400 nm Lichtwellenlänge empfindlich, was im Wesentlichen dem sichtbaren Licht (400-700 nm) plus ein wenig nahem Infrarot entspricht.

Als kleines Gimmick wurden auf der Sonde zwei 18×24 cm große Titanplaketten angebracht, auf denen ca. 3000 Miniaturen von Zeichnungen eingraviert sind (Bild), die nach einem Aufruf des Cheops Konsortiums an Schulen von den Kinden eingereicht worden waren.

Wo treibt sich CHEOPS herum?

Während Kepler sich weitab von der Erde bewegte und TESS in einer Bahn die Erde umläuft, die bis zur Mondbahn reicht, bleibt CHEOPS in einer niedrigen Erdumlaufbahn von 700 km Höhe. Da für die Messungen eine konstante Sensortemperatur (-40°C auf 1/100°C) und eine permanente Stromversorgung durch die Solarzellen benötigt werden, wählte man eine sonnensynchrone Umlaufbahn: eine solche hat eine Bahnneigung von 98° gegen den Äquator und präzediert aufgrund der abgeplatteten Form der Erde pro Tag um 0,986°, d.h. die Richtung der Bahnebene verschiebt sich pro Tag um 1/365 des Vollkreises, genau um den Betrag und in derjenigen Richtung, um den sich die Sonne aufgrund des Umlaufs der Erde am Himmel verschiebt. Die Bahn hat somit relativ zur Sonne immer die gleiche Orientierung. Die Bahnebene wurde so gewählt, dass sie ungefähr entlang der Licht-Schatten-Grenze der Erde (Terminator) entlang verläuft, so dass der Satellit aus Sicht der Sonne nie hinter der Erde verschwindet. Damit erhält er immer die gleiche Licht- und Wärmemenge. Das Teleskop weist stets innerhalb eines Konus von 60° Halbwinkel in Gegenrichtung zur Sonne und 35° vom beleuchteten Teil der Erde weg und meidet den Mond um 5°. Somit fällt kein Streulicht von Erde oder Mond und erst recht kein direktes Licht von der Sonne in die Optik hinein. Während der Beobachtung darf CHEOPS um seine Längsachse rollen, um Wärme in den kalten Weltraum abzustrahlen. Das Teleskop fällt mit der Drehachse zusammen, so dass die Helligkeitsmessung davon nicht beeinträchtigt wird; sie wird über längere Zeiten gemittelt.

Die Umlaufbahn von CHEOPS is sonnensynchron: sie verläuft in etwa parallel zum Terminator, der Licht-Schatten-Grenze der Erdkugel. Somit hat der Satellit die Sonne immer auf der gleichen Seite und überfliegt die Bodenstationen stets zu gleichen Ortszeiten am Morgen und Abend.
Bild: © ESA – ATG medialab (mit freundlicher Genehmigung)

Der Satellit kann über 4 Reaktionsräder – je eines pro Hauptachse plus eines zur Redundanz – ohne Treibstoffverbrauch rotiert und auf ein Ziel ausgerichtet werden. Reibungsverluste der Reaktionsräder werden über Magnetotorquer ausgeglichen.

Die Kommunikation mit der Sonde wird über zwei Empfangsantennen in Villafranca und Torrejón, Spanien abgewickelt, die CHEOPS zweimal pro Tag überfliegt (einmal morgens, einmal abends). Dabei werden pro Tag 1,2 Gbit an Daten übertragen und zwischen den Kommunikationsfenstern in einem Massenspeicher mit 3,8 Gbit Kapazität vorgehalten. Das ist nicht furchtbar viel, aber es handelt sich ja nicht um Bilddaten, sondern nur um Helligkeitsmessungen. Die Daten werden am Science Operation Centre an der Universität Genf ausgewertet – dort, wo Michel Mayor und Didier Queloz arbeiteten bzw. wo Queloz heute noch arbeitet. Die beiden haben in diesem Jahr den Nobelpreis für die Entdeckung von 51 Pegasi b erhalten, des ersten entdeckten Exoplaneten, der einen gewöhnlichen Stern umkreist. Queloz ist nun der Vorsitzende des CHEOPS-Wissenschaftsteams.

Was kostet CHEOPS?

CHEOPS ist ein kleines “S-Klasse” ESA-Programm, die nur 100 Millionen Euro kosten dürfen und in wenigen Jahren umgesetzt werden müssen. Die Kosten von CHEOPS waren sogar auf 50 Millionen Euro begrenzt und das Gerät wurde in nur 2,5 Jahren entwickelt. Der Satellit ist auch in den Abmessungen klein, misst er doch nur 1,5 m × 1,5 m × 1,5 m bei einer Masse von 280 kg. Er wurde von Airbus Defence and Space (Airbus DS) in Spanien entwickelt und gebaut und verwendet eine Plattform (Bus), die bereits für 8 vorausgegangene ESA-Missionen eingesetzt wurde. Die Universität Bern leitet das CHEOPS-Programm, an dem 11 ESA-Staaten teilnehmen, darunter auch Deutschland. Die Schweiz trägt 30 Millionen der Kosten, die anderen Länder teilen sich die übrigen 20 Millionen. Das ist ziemlich kleines Geld für eine solch ambitionierte Mission (zum Vergleich: Kepler kostete 640 Millionen Dollar, TESS immerhin 287 Millionen Dollar). Die nominelle Missionslaufzeit ist auf 3,5 Jahre angesetzt.

Wie geht es weiter?

Der Start war erfolgreich und nun wird CHEOPS rund 2 Monate lang vom Hersteller Airbus DS getestet und kalibriert werden, zunächst noch mit geschlossener Aperturklappe (die Optik wird von einer Klappe bedeckt). Nach der Inbetriebnahmephase wird das Gerät dem Wissenschaftsteam übergeben. Ab März wird dann Wissenschaft betrieben.

CHEOPS ist die erste von drei geplanten Exoplaneten-Missionen der ESA. 2026 soll PLATO (PLAnetary Transits and Oscillation of stars) folgen und mit 26 Kameras von 120 mm Öffnung, 240 mm Brennweite und insgesamt 104 CCDs über eine Million Sterne nach Transits von erdgroßen Planeten absuchen. Das Weltraumteleskop, ein M-Klasse-Projekt (Kostenobergrenze 500 Millionen Euro) ist bereits im Bau.

2028 soll dann ARIEL (Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey) folgen, ebenfalls ein M-Klasse-Projekt, das mit einem ovalen 1100×700 mm durchmessenden Spiegelteleskop mindestens 1000 Exoplaneten beim Transit im sichtbaren Licht beobachten und ihre Atmosphären im infraroten Licht (1950-7800 nm) spektroskopisch untersuchen soll.

Das Erbe von Kepler ist nach dessen Missionsende also nicht in Gefahr.

Referenzen

• “CHEOPS Launch Media Kit“, European Space Agency, Dezember 2019
• Amanda Doyle & Emily Baldwin, “CHEOPS → Sizing  And First Characterisation Of Exoplanets”, European Space Agency, 6. Dezember 2019
• Herbert J. Kramer, “CHEOPS (CHaracterizing ExOPlanets Satellite)“, ESA Earth Observation Portal, European Space Agency, Dezember 2019
• Universität Bern,”CHEOPS Characterizing Exoplanet Satellite“
• en.wikipedia.org, “CHEOPS“
• de.wikipedia.org, “CHEOPS (Weltraumteleskop)“
• NASA Exoplanet Science Institute, “Exoplanet and Candidate Statistics” NASA Exoplanet Archive, California Institute of Technology, 2019